Qué edad tiene el universo?.Algunos astrofísicos aseguran que el cosmos nació hace al menos 15.000 millones de años, y otros creen que su edad no supera los 8.000 millones. La razón de este baile de cifras estriba principalmente en el valor, aún por determinar con exactitud, de una constante cosmológica conocida como constante de Hubble (Ho), formulada por Edwin Hubble en el año 1929. Según ésta, las galaxias se alejan de la nuestra -la Vía Láctea- a una velocidad directamente proporcional a la distancia del observador. Para Allan Sandage, de los Observatorios Carnegie, en Estados Unidos, el valor de la constante es de 57 kilómetros por segundo y megapársec (un megapársec equivale a 3.260.000 años luz), luego la edad del universo sería de 15.000 millones de años. Este dato contrasta con el presentado recientemente por la investigadora estadounidense Wendy Freedman, que otorga un valor para Ho de 80 kilómetros por segundo y megapársec, lo que arroja una antigüedad de 8.000 millones de años. El debate está servido.

El sistema solar se formó hace unos 4600 millones de años a partir del colapso de una nube molecular. El material residual originó un disco circunestelar protoplanetario en el que ocurrieron los procesos físicos que llevaron a la formación de los planetas.

La NASA logra calcular con mayor precisión la edad del universo

En este artículo: NASA, Universo

27 diciembre 2012 | 33

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Un equipo científico de la NASA, reunidos en la misión Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), determinó con una alta exactitud y precisión la edad del universo, la densidad de los átomos y otras materias no atómica, y la época en que las primeras estrellas comenzaron a brillar.Según informó la agencia espacial norteamericana, las observaciones de WMAP son cerca de 68.000 veces más precisas en algunos aspectos que los estudios anteriores, lo que permitió un gran avance en el estudio del origen del cosmos.

El trabajo de WMAP en sus nueve años de misión fue mapear el resplandor del Universo caliente, en un momento en que tenía solo 375.000 años de edad, frente a los más de 13.700 millones de años que tiene ahora. El resultado fue la creación de una imagen del ‘Universo bebé’ que se han utilizado para precisar lo que pudo haber sucedido antes, y lo que ocurrió en los miles de millones de años desde los primeros tiempos.

De este modo, la sonda logró aportar datos que apoyan la teoría cosmológica, basada en el’ Big Bang’, que postula que el Universo ha estado expandiéndose y enfriándose desde que sucediera la gran explosión. Las observaciones de WMAP también apoyan la teoría conocida como la ‘inflación’, que dice que el Universo sufrió un dramático período inicial de expansión, con un crecimiento de más de un billón de billones de veces en menos de un billón de una billonésima parte de segundo. Durante esta expansión se generaron pequeñas fluctuaciones que con el tiempo crecieron hasta formar galaxias.

La medición de WMAP también confirmó que las fluctuaciones siguen una curva de campana con las mismas propiedades a través del cielo, y hay un número igual de puntos calientes y fríos en el mapa. Además, el Cosmos debe de obedecer las reglas de la geometría euclidiana por las que la suma de los ángulos interiores de un triángulo suman 180 grados.

La sonda también proporcionó la oportunidad de facilitar la época en la que las primeras estrellas comenzaron a brillar, cuando el universo tenía unos 400 millones de años. Esta investigación seguirá adelante cuando se ponga en marcha el próximo telescopio espacial de la NASA, James Webb, que está específicamente diseñado para estudiar ese periodo.

Formación y evolución del sistema solar

Concepción artística de un disco protoplanetario.

Se estima que la formación y evolución del sistema solar comenzó hace unos 4600 millones de años con el colapso gravitacional de una pequeña parte de una nube molecular gigante. La mayor parte de la masa colapsante se reunió en el centro, formando el Sol, mientras que el resto se aplanó en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas, satélites, asteroides y otros cuerpos menores del sistema solar.

Este modelo ampliamente aceptado, conocido como la hipótesis nebular, fue desarrollado por primera vez en el siglo XVIII por Emanuel Swedenborg, Emanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. Su desarrollo posterior ha entretejido una variedad de disciplinas científicas como la astronomía, la física, la geología y las ciencias planetarias. Desde los albores de la era espacial en 1950 y el descubrimiento de planetas extrasolares en la década de 1990, el modelo ha sido desafiado y refinado para incorporar las nuevas observaciones.

El sistema solar evolucionó mucho desde su formación inicial. Muchas lunas formaron discos de gas y polvo circulares alrededor de los planetas a los que pertenecen, mientras se cree que otras lunas se formaron de manera independiente y más tarde fueron capturadas por sus planetas. Todavía otras, como la Lunade la Tierra, pueden ser el resultado de colisiones gigantes. Estas colisiones entre cuerpos aún se producen y han sido fundamentales

para la evolución del sistema solar. Las posiciones de los planetas se desplazaron con frecuencia. Ahora se cree que esta migración planetaria fue responsable de gran parte de la evolución temprana del sistema solar.

Nebulosa solarLa hipótesis actual sobre la formación del sistema solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg.1 En 1775 Immanuel Kant, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente. Una teoría similar fue formulada independientemente por Pierre-Simón Laplace 2  en 1796. La teoría nebular sostiene que hace 4600 millones de años el sistema solar se formó por un colapso gravitacional de una molecular gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas.3 Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo, estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los núcleos de estrellas muy grandes que explotan, indicando que el ambiente en el que el Sol se formó estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formación del Sol a través de la creación de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante, causando el colapso de ellas.4

En un artículo aparecido en 2009 se ha sugerido que nuestro Sol nació formando parte de un cúmulo estelar con una masa de entre 500 y 3000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 pársecs, pensándose que aunque las estrellas que formaron dicho cúmulo se han ido dispersando con los años existe la posibilidad de que entre 10 y 60 de ésas estrellas pudieran estar en un radio de 100 parsecs alrededor del Sol.5

Una de estas regiones de gas colapsante (conocida como nebulosa protosolar)6 pudo haber formado lo que llegó a ser el sol. Esta región tenía un diámetro de entre 7000 y 20 000 UA (Unidad Astronómica)3 7 y una masa apenas mayor que la del Sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares).8 Se creía que su composición sería más o menos la del Sol actual: aproximadamente 98% (por masa) de hidrógeno y helio presente desde el Big Bang, y 2% de elementos más pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar (ver nucleosíntesis).

Isótopos más abundantesen el sistema solar9

Isótopo Núcleos porMillón

Hidrógeno-1 705.700

Hidrógeno-2 23

Helio-4 275.200

Helio-3 35

Oxígeno-16 5.920

Carbono-12 3.032

Carbono-13 37

Isótopos más abundantesen el sistema solar9

Isótopo Núcleos porMillón

Neón-20 1.548

Neón-22 208

Hierro-56 1.169

Hierro-54 72

Hierro-57 28

Nitrógeno-14 1.105

Silicio-28 653

Silicio-29 34

Silicio-30 23

Magnesio-24 513

Magnesio-26 79

Magnesio-25 69

Azufre-32 396

Argón-36 77

Isótopos más abundantesen el sistema solar9

Isótopo Núcleos porMillón

Calcio-40 60

Aluminio-27 58

Níquel-58 49

Sodio-23 33

Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido. Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante.3 Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200 UA,3 y una protoestrella caliente y densa al centro.10

Estudios de las estrellas T Tauri, estrellas jóvenes con masa solar prefundida, que se creían similares al Sol en este punto de su evolución, mostraron que están frecuentemente acompañadas por discos de materia preplanetaria.8 Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000 K en su punto más caliente.11 Después de 100 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del Sol se hizo tan grande que su hidrógeno comenzó a fusionarse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático. En este punto el Sol se volvió una estrella completamente nueva.12

De esta nube y su gas y polvo (la "nebulosa solar") se piensa que se formaron varios planetas. El mecanismo actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acreción, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más grandes (planetesimales), de aproximadamente 5 km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15 cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.13

El sistema solar interior era demasiado cálido para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños (abarcando sólo 0,6% de la masa del disco)3 y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetario presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides.14

Todavía más lejos, más allá de la línea de congelación donde más compuestos volátiles de hielo pudieron permanecer sólidos, Júpiter y Saturno consiguieron juntar más material que los planetas terrestres, así como esos componentes eran más comunes. Se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo (compuestos de hidrógeno).15 16

El viento solar del joven Sol esparció el gas y el polvo del disco protoplanetario, diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo así fin al crecimiento de los planetas por acrecimiento. Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más viejas y estables.17 18

Problemas con el modelo de nebulosa solarUno de los problemas del modelo de nebulosa solar es aquél del momento angular. Con la gran mayoría de la masa del sistema acumulándose alrededor de una nube en rotación, la hipótesis predice que la gran mayoría del momento angular del sistema debería acumularse en ese mismo lugar. Sin embargo, la rotación del sol es mucho más lenta de lo presupuestado, y los planetas, a pesar de contar con menos del 1% de la masa total del sistema, cuentan con más del 90% de su momento angular. Una resolución a este problema es que las partículas de polvo del disco original crearon fricción, lo que disminuyó la velocidad de rotación en el centro.19

Planetas en el "lugar equivocado" son un problema para el sistema de la nebulosa solar.  Urano y Neptuno están ubicados en una región donde su formación es muy poco plausible debido a la baja densidad de la nebulosa solar y los largos tiempos orbitales en su región. Aún más, Los Júpiter caliente que ahora se observan alrededor de otras estrellas no se pueden haber formado en sus posiciones actuales si es que ellas se formaron a partir de "nebulosas solares" también. La solución a estos problemas pueden estar en las migraciones planetarias por las cuales los planetas cambian con el tiempo su distancia al Sol bien acercándose bien alejándose de éste.

Las detalladas características de los planetas son también un problema. La hipótesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el plano eclíptico. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias (eso sí, pequeñas) inclinaciones respecto de la eclipse. Aún más, para los gigantes gaseosos se puede predecir que sus rotaciones y sistemas lunares tampoco estarán inclinados respecto del plano elíptico, teniendo Urano una inclinación de 98°. La Luna, siendo relativamente grande en comparación a la Tierra, y otras lunas que se encuentran en órbitas irregulares respecto a su planeta son otro problema. Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron después de la formación inicial del sistema solar.

Estimación de la edadUsando fechado radiométrico, los científicos estiman que el sistema solar tiene 4600 millones de años de antigüedad. Las rocas más viejas en la Tierra tienen aproximadamente 4400 millones de años. Las rocas así de viejas son raras, ya que la superficie de la tierra está siendo constantemente remodelada por la erosión, el vulcanismo y las placas tectónicas. Para estimar la edad del sistema solar, los científicos deben usar meteoritos, que se formaron durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más viejos (como el meteorito del Canyon Diablo) se han encontrado con 4600 millones de años de edad, por lo tanto el sistema solar debe tener por lo menos 4600 millones de años.20

Evolución subsecuenteOriginalmente se creyó que los planetas se formaron en o cerca de las órbitas en las que los vemos ahora. Sin embargo, este punto de vista ha sido sometido a un cambio radical durante la parte final del siglo XX y el principio del siglo XXI. Actualmente se cree que el sistema solar se veía muy diferente después de su formación inicial, con cinco objetos por lo menos tan masivos como Mercurio estando presentes en el sistema solar interior (en lugar de los actuales cuatro), el sistema solar exterior siendo mucho más compacto de lo que es ahora y el cinturón de Kuiper empezando mucho más adentro de lo que comienza ahora.

Actualmente se cree que los impactos son una parte regular (si bien poco frecuente) del desarrollo del sistema solar. Además del impacto que formó la Luna, se cree que el sistema Plutón-Caronte resultó de una colisión entre objetos del cinturón de Kuiper. También se cree que otros casos de lunas alrededor de asteroidesy otros objetos del cinturón de Kuiper son el resultado de colisiones. Que siguen ocurriendo colisiones está demostrado por la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y por la huella del impacto de Meteor Crater en el estado americano de Arizona.

Sistema solar interiorDe acuerdo con el punto de vista aceptado actualmente, el sistema solar interior fue "completado" por un  impacto gigante en el cual la joven Tierra colisionó con un objeto del tamaño de Marte. De este impacto resultó la formación de la Luna. La especulación actual es que el objeto del tamaño de Marte se formó en uno de los puntos de LaGrange estables entre la Tierra y el Sol y (L4 o L5) y después se fue a la deriva desde esa posición.

Cinturón de asteroidesDe acuerdo con la hipótesis de la nebulosa solar, el cinturón de asteroides inicialmente contenía más que suficiente materia para formar un planeta, y, efectivamente, un gran número de planetesimales se formó ahí. Sin embargo, Júpiter se formó antes de que un planeta pudiera formarse de esos planetesimales. Debido a la gran masa de Júpiter, las resonancias orbitales con Júpiter rigen las órbitas del cinturón de asteroides. Estas resonancias dispersaron a los planetesimales lejos del cinturón de asteroides o los mantuvieron en bandas orbitales estrechas y evitaron que se consolidaran. Lo que resta es lo último de los planetesimales formados inicialmente durante la formación del sistema solar.

Los efectos de Júpiter han dispersado la mayor parte de los contenidos originales del cinturón de asteroides, dejando menos del equivalente a 1/10 de la masa de la Tierra. La pérdida de masa es el principal factor que evita que el cinturón de asteroides se consolide como un planeta. Los objetos con una masa muy grande tienen un campo gravitacional lo suficientemente grande para evitar la pérdida de grandes cantidades de material como resultado de una colisión violenta. Este no es usualmente el caso en el cinturón de asteroides. Como resultado, muchos objetos más grandes se han roto en pedazos, y a veces los objetos más nuevos han sido forzados fuera en colisiones menos violentas. Se puede encontrar evidencia de las colisiones en las lunas alrededor de algunos asteroides, que actualmente sólo se pueden explicar cómo siendo consolidaciones de material arrojado del objeto de origen sin suficiente energía para escapar de él.

Planetas exterioresLos protoplanetas más grandes fueron lo suficientemente masivos para acumular gas del disco protoplanetario, y se cree que sus distribuciones de masa se pueden entender a partir de sus posiciones en el disco, aunque esa explicación es demasiado simple para dar cuenta de muchos otros sistemas planetarios. En esencia, el primer planetesimal joviano en alcanzar la masa crítica requerida para capturar gas de helio y subsecuentemente gas de hidrógeno es el más interior, porque —comparado con las órbitas más lejanas del Sol— aquí las velocidades orbitales son más altas, la densidad en el disco es mayor y las colisiones ocurren más frecuentemente. Así Júpiter es el joviano más grande porque acumuló gases de hidrógeno y helio por el periodo más largo de tiempo, y Saturno es el siguiente. La composición de estos dos está dominada por los gases de hidrógeno y helio capturados (aproximadamente 97% y 90% de la masa, respectivamente).

Los protoplanetas de Urano y Neptuno alcanzaron el tamaño crítico para colapsar mucho después, y por eso capturaron menos hidrógeno y helio, que actualmente constituye cerca solamente de ⅓ de sus masas totales.

Siguiendo a la captura de gas, se cree actualmente que el sistema solar exterior ha sido formado por migraciones planetarias. Así como la gravedad de los planetas perturbó las órbitas de los objetos del cinturón de Kuiper, muchos fueron dispersados hacia dentro por Saturno, Urano y Neptuno, mientras que Júpiter muchas veces expulsó esos objetos completamente fuera del sistema solar. Como resultado, Júpiter migró hacia dentro mientras que Saturno, Urano y Neptuno migraron hacia fuera. Un descubrimiento importante en el entendimiento de cómo esto condujo a la estructura actual del sistema solar ocurrió en 2004. En ese año, nuevos modelos de computadora de Júpiter y Saturno, mostraron que si Júpiter iniciara tomando menos de dos órbitas alrededor del Sol por cada una de Urano y Neptuno vez que Saturno completara una órbita, este patrón de migración pondría a Júpiter y Saturno en una resonancia de 2:1 cuando el periodo orbital de Júpiter llegara a ser exactamente de la mitad de la de Saturno. Esta resonancia podría poner a Urano y Neptuno en órbitas más elípticas, teniendo una probabilidad de 50 % de que cambiaran lugares. El objeto que terminó siendo el más exterior (Neptuno) podría entonces ser forzado hacia fuera, al cinturón de Kuiper como inicialmente existió.

La interacción subsecuente entre los planetas y el cinturón de Kuiper después de que Júpiter y Saturno pasaron por la resonancia de 2:1 puede explicar las características orbitales y las inclinaciones del eje de los planetas gigantes exteriores. Urano y Saturno acabaron donde están debido a las interacciones con Júpiter y entre ellos, mientras que Neptuno terminó en su lugar actual porque es ahí donde el cinturón de Kuiper terminaba inicialmente. La dispersión de los objetos del cinturón de Kuiper puede explicar el intenso bombardeo tardío que ocurrió aproximadamente hace 4 mil millones de años.21

Bombardeo pesadoMucho tiempo después de que el viento solar limpiara el disco del gas, una gran cantidad de planetesimales permanecieron atrás sin ser "aceptados" por ningún otro cuerpo planetario. Esta población se creyó primeramente que existía más allá de los planetas exteriores, donde los tiempos de "adhesión" planetesimal son tan extensos donde era imposible que el planeta se formara antes de la dispersión gaseosa. El planeta gigante exterior

interactuaba con este "mar planetesimal", dispersando estos cuerpos rocosos pequeños hacia adentro, mientras que sí mismo moviéndose hacia fuera. Estos planetesimales se dispersaron del planeta siguiente encontraron de una manera similar, y del siguiente, moviendo las órbitas de los planetas hacia fuera mientras que los planetesimales se movieron hacia adentro.

Finalmente, este movimiento planetario derivó en una travesía de la resonancia en una relación de 2:1 entre Júpiter y Saturno mencionada más arriba, y (se cree) Neptuno y Urano fueron rápidamente movidos hacia afuera e interactuar fuertemente con el mar de planetesimales. La cantidad de planetesimales siendo arrastrados hacia el interior para alcanzar al resto del sistema solar ha aumentado enormemente y con varios impactos en todos los cuerpor planetarios y lunares observados. Este período es conocido como el bombardeo intenso tardío.

De esta forma, los planetas jóvenes (particularmente Júpiter y Neptuno) dejaron el disco libre de restos planetesimales, "limpiando el vecindario", ya sea lanzándolos hacia los extremos de la Nube de Oort (tan lejos como 50 000 ua), o continuamente alterando sus órbitas para colisionar con otros planetas (o tener órbitas más estables como el cinturón de asteroides). Este período de bombardeo pesado duró varios cientos de millones de años y es evidente en los cráteres que continúan siendo visibles en cuerpos geológicamente muertos del sistema solar. El impacto de los planetesimales en la Tierra se cree que trajo el agua y otros compuestos hidrogenados. Aunque no es ampliamente aceptado, algunos creen que la vida misma fue depositada en el Tierra de esta manera (conocida como la hipótesis de la panespermia). Las actuales ubicaciones de los cinturones de Kuiper y de Asteroides pueden depender de gran manera del Bombardeo Pesado Tardío al transportar grandes cantidades de masa a través del sistema solar.

Aún más importante, el bombardeo y colisiones ente planetesimales y protoplanetas puede explicar la existencia de lunas, órbitas lunares e inclinaciones axiales inusuales entre otras discrepancias en movimientos originalmente muy ordenados. la excesiva cantidad de cráteres en la Luna y otros cuerpos grandes, fechados hasta esta era del sistema solar, también es naturalmente explicado por este proceso. El impacto gigante de un protoplaneta del tamaño de Marte se sospecha que es el responsable del satélite inusualmente grande de la Tierra, cuya composición y densidad es similar a la del manto terrestre, y podría simultáneamente haber alterado el eje de rotación de la Tierra hasta sus actuales 23,5° respecto de su plano orbital.

En el modelo de nebulosa solar la única forma en que los planetas pueden obtener lunas es capturándolas. Las dos pequeñas y llanas lunas de Marte son claramente asteroides y otros ejemplos de satélites capturados abundan en sistemas jóvenes.

Las interacciones orbitales regulares de Júpiter (ver resonancia orbital) también es responsable de que material que alguna vez formó parte del cinturón de asteroides no se desvíe y se acerque a otro planeta terrestre importante. La mayor parte de ese material lleva tiempo dentro de órbitas excéntricas y han colisionado con algo más; la masa total del cinturón de asteroides es actualmente menos de un décimo de la masa terrestre.

Cinturón de Kuiper y nube de OortEl Cinturón de Kuiper fue inicialmente una región externa de cuerpos congelados que carecían de suficiente densidad másica para consolidarse. Originalmente, en su límite interno podría haber estado sólo al otro lado del extremo de Urano y Neptuno cuando éstos se formaron. (Esto es más probable en el rango de 15 -20 UA). El límite externo se encontraba a aproximadamente 30 UA. El cinturón de Kuiper inicialmente "goteaba" objetos hacia el sistema solar externo causando las primeras migraciones planetarias.

La resonancia orbital Júpiter-Saturno de 2:1 causó que Neptuno atravesara el cinturón de Kuiper dispersando a la mayoría de los objetos. Muchos de estos objetos fueron dispersados hacia adentro, hasta que interactuaron con Júpiter y puestos en su mayoría en órbitas altamente elípticas, o siendo expulsados fuera del sistema solar. Los objetos que terminaron en órbitas muy elípticas formaron la nube de Oort. Más hacia dentro, algunos objetos fueron dispersados hacia fuera por Neptuno, y aquéllos formaron el disco disperso, dando cuenta de la baja masa del cinturón de Kuiper de la actualidad. Sin embargo, un gran número de objetos del cinturón de Kuiper, incluyendo a Plutón, se unieron gravitacionalmente a la órbita de Neptuno, forzándolos hacia órbitas resonantes.22

La evolución del sistema solar exterior parece haber sido influenciada por supernovas cercanas y posiblemente también por el paso por nubes interestelares. Las superficies de los cuerpos en el sistema solar exterior podían experimentar aclimatamiento espacial por el viento solar, micrometeoritos, así como los componentes neutrales del medio interestelar, e influencias más momentáneas como supernovas y erupciones magnetarias (también

llamadas terremotos estelares). Beth E. Clark23 está entre aquellos que hacen investigación sobre aclimatación espacial o erosión espacial aunque todavía no se cuantifican las implicaciones específicas para el sistema solar exterior.

La muestra del Stardust que volvió del cometa Wild 2 ha revelado también alguna evidencia de que los materiales de la formación temprana del sistema solar migraron desde el más cálido sistema solar interior a la región del cinturón de Kuiper, así como algo del polvo que existía antes de que se formara el sistema solar.24

SatélitesLos satélites naturales han llegado a existir alrededor de la mayoría de los planetas y muchos otros cuerpos del sistema solar. Estos satélites naturales han llegado a existir por tres posibles causas:

co-formación desde un disco protoplanetario (peculiar de los gigantes gaseosos), formación a partir de escombros (dado un impacto lo suficientemente fuerte en un ángulo superficial, y captura de un objeto pasando.

Los gigantes gaseosos tienden a tener sistemas interiores de lunas que se originaron a partir del disco protoplanetario. Esto está indicado por el gran tamaño de las lunas y su proximidad al planeta. (Estos atributos son imposibles de alcanzar por la vía de la captura, mientras que la naturaleza gaseosa de los planetas hace la formación a partir de escombros de colisiones otra imposibilidad). Las lunas exteriores de los gigantes gaseosos tienden a ser pequeñas y tener órbitas que son elípticas y tienen inclinaciones arbitrarias. Estas características son apropiadas para cuerpos capturados.

En el caso de los planetas interiores y otros cuerpos sólidos del sistema solar, las colisiones parecen ser el mayor creador de lunas, con un porcentaje del material expulsado por la colisión, terminando en órbita y uniéndose en una o más lunas. Se cree que la Luna se formó de esta forma.

Después de formarse, los sistemas de lunas continuarán evolucionando. El efecto más común es la modificación orbital debida a las mareas. Esto ocurre debido al aumento que una luna crea en la atmósfera y los océanos de un planeta y, en una menor medida, en el planeta en sí mismo. Si el planeta rota más rápido que las órbitas de la luna, el aumento de las mareas se desplazará constantemente por delante del satélite. En este caso, la gravedad del aumento causará que el satélite se acelere y lentamente se aleje del planeta (como es el caso de la Luna). Por otro lado, si la luna orbita más rápido de lo que el planeta gira (o gira en dirección contraria), el aumento permanecerá detrás de la luna, y la gravedad del aumento causará que la órbita de la luna decaiga con el tiempo. (La luna marciana Fobosestá lentamente cayendo en espiral hacia Marte por esta razón.)

Un planeta también puede crear un aumento en las mareas de una luna, y éste disminuirá la rotación de la luna hasta que su periodo de rotación llegue a ser el mismo que su periodo de revolución. Así la luna mantendrá uno de sus lados mirando hacia el planeta, como es el caso de la Luna. Esto es llamado rotación sincrónica y está presente en muchas otras lunas del sistema solar, como en el satélite Ío de Júpiter. En el caso de Plutón y Caronte, tanto el planeta como el satélite están sincronizados por las mareas del otro.

FuturoExcepto por un acontecimiento imprevisible e inesperado, tal como la llegada de un agujero negro o una estrella a su espacio, los astrónomos estiman que el sistema solar, como lo conocemos hoy durará otros pocos cientos de millones de años, tiempo en el que se espera sea sometido a su primer transformación mayor. Los anillos de Saturno son bastante jóvenes y no se calcula que sobrevivan más allá de 300 millones de años. La gravedad de las lunas de Saturnogradualmente barrerá la orilla exterior de los anillos hacia el planeta y, finalmente, la abrasión por meteoritos y la gravedad de éste harán el resto, dejándolo sin sus característicos ornamentos; 25 sin embargo, estudios recientes realizados sobre la base de los datos tomados por la misión Cassini-Huygens muestran que los anillos podrían durar aún varios miles de millones de años más.

En algún momento dentro de 1,4 y 3,5 miles de millones de años contados desde ahora, la luna de Neptuno, Tritón, que está actualmente en una lenta órbita retrógrada, en declive alrededor de su compañero, caerá bajo el límite de Roche de Neptuno, tras lo que su fuerza de marea hará la luna pedazos, pudiendo crear un amplio sistema de anillos alrededor del planeta, similar al de Saturno.26

Debido a la fricción de la marea contra el lecho marino, la Luna está gradualmente drenando el momento rotacional de la Tierra; esto, a su vez, causa que la Lunalentamente se retire de la Tierra, a una tasa de aproximadamente 38mm por año. Mientras esto ocurre, la conservación del momento angular hace que la rotación del planeta disminuya, haciendo los días más largos por aproximadamente un segundo cada 60 000 años. En alrededor de 2

mil millones de años, la órbita de la Luna alcanzará un punto conocido como "resonancia de giro y órbita", y tanto la Tierra como la Luna estarán sincronizados por sus mareas. El periodo orbital de la Luna, igualará el periodo de rotación de la Tierra y un lado de ésta apuntará eternamente hacia la Luna, justo del mismo modo que un lado de la Luna actualmente apunta hacia ella.27

Evolución solar

Concepción de un artista de la evolución futura de nuestro Sol. Izquierda: secuencia

principal; al centro: gigante roja; derecha; enana blanca.

El Sol se está haciendo más brillante a una tasa de más o menos del diez por ciento cada mil millones de años. Se estima que dentro de mil millones de años, ello provocará un efecto invernadero descontrolado en la Tierra que hará que los océanos empiecen a evaporarse28

Toda la vida sobre la superficie se extinguirá, aunque la vida podría sobrevivir en los océanos más profundos; se ha sugerido que finalmente nuestro planeta podría recordar a cómo es Titán, la mayor luna de Saturno, hoy: una región ecuatorial cubierta por campos de dunas, con fuertes tormentas ocasionales descargando allí y creando depósitos fluviales, y la poca agua líquida existente concentrada en los polos -el resto perdida a la atmósfera y destruida allí por la radiación solar-29

Dentro de 3,5 mil millones de años, la tierra alcanzará condiciones en su superficie similares a las de Venus (planeta) hoy en día; los océanos hervirán por completo, y toda la vida (en las formas conocidas) será imposible. Durante este tiempo es posible que la superficie de Marte recupere su atmósfera perdida, en tanto su temperatura se elevará, ya que el dióxido de carbonocongelado y el vapor de agua en su superficie empezarán a sublimar.30

Dentro de alrededor de 6 mil millones de años, las reservas de hidrógeno dentro del núcleo del Sol se habrán agotado y comenzará a utilizar aquellas en sus capas superiores menos densas y, en más o menos 7,6 mil millones de años en el futuro, volverse una gigante roja, fría y embotada por su muy incrementada área de superficie. Cuando el Sol se expanda absorberá a Mercurio y Venus y posiblemente también La Tierra.31 Se espera que el Sol permanezca en una fase de gigante roja por alrededor de cien millones de años, alcanzando un diámetro alrededor de 256 veces mayor al que tiene ahora - 1.2 AU, y una luminosidad más de 2300 veces superior. Durante este tiempo, es posible que en mundos alrededor de Cinturón de Kuiper, tales como Plutón e Caronte, la temperatura superficial se haga lo suficientemente apacible para que la superficie congelada se convierta en océanos líquidos que podrían alcanzar condiciones similares a aquellas requeridas para la vida humana actual. 32

La Tierra poco antes de su fin.

Esto tendrá consecuencias dramáticas para la Tierra; prácticamente toda la atmósfera se perderá en el espacio debido a un potente viento solar y la temperatura de la superficie terrestre, la cual estará cubierta por un océano de magma en el que flotarán continentes de metales y óxidos metálicos y "glaciares" de materiales refractarios por entonces, puede sobrepasar en algunos momentos los 2000°.33 Además, la proximidad de la superficie estelar al sistema Tierra-Luna hará que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18.000 kilómetros de la Tierra -el límite de Roche-, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno. De todas formas, el fin del sistema Tierra-Luna es incierto y depende de la masa que pierda el Sol en ésos estadios finales de su evolución.

Recientes estudios muestran que, a diferencia de lo que se creyó por un tiempo (que la Tierra no sería aniquilada por el Sol), la Tierra será absorbida y destruida por nuestra estrella tras ser tragada por la misma a causa de la abrasión y vaporización producida por su caída en espiral hacia el centro solar en un proceso que llevará apenas 200 años,34 aunque también existe la posibilidad de que sobreviva y de que el mencionado roce producido por el movimiento de nuestro planeta, primero dentro de la atmósfera solar y luego dentro del astro, despoje a nuestro planeta de sus capas externas, quedando solo su núcleo.

La Nebulosa del anillo, una nebulosa planetaria similar a lo que el Sol llegará a ser finalmente.

Finalmente, el helio producido en la superficie caerá de vuelta al núcleo, incrementando la densidad hasta que alcance los niveles necesarios para fundir el helio en carbono. El flash del helio ocurrirá entonces y el Sol se convertirá en una estrella de la rama horizontal; encogerá abruptamente a un tamaño de alrededor de 10 veces mayor que su radio original y su luminosidad descenderá de manera brusca, al caer su fuente de energía de nuevo a su núcleo. Debido a la relativa rareza del helio como opuesto al hidrógeno (se necesitan cuatro iones de hidrógeno para crear un núcleo de helio, y adicionalmente tres núcleos de helio para crear uno de carbono) y la tasa incrementada de reacciones debidas a la temperatura y presión en el núcleo del Sol, la fusión de helio en carbono durará solamente 100 millones de años, mientras que alrededor del núcleo seguirá fusionándose el hidrógeno en helio. Finalmente tendrá que recurrir de nuevo a sus reservas en sus capas exteriores y recuperará su forma de gigante roja convirtiéndose en una estrella de la rama asintótica gigante, siendo entonces aún mayor y más luminosa que en su época de gigante roja (hasta más de 200 veces mayor y más de 5000 veces más brillante). Esta fase dura otros 100 millones de años, después de los cuales, sobre el curso de otros 100 000 años, las capas exteriores del Sol desaparecerán, expulsando un gran flujo de materia en el espacio y formando un halo conocido (de forma engañosa) como una nebulosa planetaria.

Este es un evento relativamente pacífico; nada semejante a una supernova, la cual nuestro Sol es demasiado pequeño como para sufrir. Los habitantes de la Tierra, si seguimos vivos para atestiguar este acontecimiento y si el planeta sigue existiendo por entonces, podremos observar un incremento masivo en la velocidad del viento solar, pero no lo suficiente como para destruir a la Tierra completamente.

Finalmente, todo lo que quedará del Sol será una enana blanca, un objeto caliente, sombrío y extraordinariamente denso; de la mitad de su masa original pero con sólo la mitad del tamaño de la Tierra. Si fuera visto desde la superficie terrestre, sería un punto de luz del tamaño de Venus con el brillo de cien soles actuales, aunque disminuyendo rápidamente.35 36

Tan pronto como el Sol muera, su empuje gravitacional en los planetas, cometas y asteroides que lo orbitan, se debilitará. Las órbitas de la Tierra y de otros planetas se expandirán. Cuando el Sol se convierta en una enana blanca, se alcanzará la configuración final del sistema solar: La Tierra y Marte —si todavía existen—, orbitarán respectivamente a 1.85 y 2.80 AU. Todo nuestro sistema solar se alterará drásticamente. Éstos, y los otros planetas restantes, se congelarán como cáscaras oscuras, heladas y sin vida. Continuarán orbitando su estrella, con su velocidad reducida debida a su mayor distancia del Sol y a la reducida gravedad del mismo. Ese cambio de las órbitas planetarias también producirá que las de asteroides y cometas se inestabilicen hasta el punto de que algunas de ellas pueden llevar a dichos cuerpos tan cerca de la enana blanca solar que sean destruidas por las fuerzas de marea de ésta, produciendo un anillo de restos a su alrededor37 38

Dos mil millones de años más tarde, el carbono en el núcleo del Sol se cristalizará, transformándose en un diamante gigante. Finalmente, luego de trillones de años más, se desvanecerá y morirá por fin, cesando de brillar completamente.39 40 41 42

Otros eventosMás o menos dentro de tres mil millones de años, con el Sol aún en su secuencia principal, Andrómeda se acercará a nuestra galaxia para, tras varios pasos cercanos, terminar colisionando y fundiéndose con ella. Si bien, ello podría afectar a nuestro sistema solar como un todo, es muy poco probable que pudiera afectar al Sol o a los planetas dada la gran distancia a la que están las estrellas unas de otras, incluso en el caso de una colisión galáctica. Sin embargo, es bastante probable que el sistema solar sea expulsado de su posición actual y acabe en el halo de la galaxia recién formada.

Con el paso del tiempo, y ya con el Sol apagado y convertido en una enana negra, las posibilidades de que una estrella se acerque al sistema solar y arruine las órbitas planetarias irán aumentando. Si no se cumplen los escenarios que apuntan a un Big Crunch o a un Big Rip, dentro de 1015 años la gravedad de las estrellas que hayan pasado cerca de éste habrán conseguido quitarle al Sol sus planetas. Si bien todos ellos podrían sobrevivir aún mucho más tiempo, ello marcará el fin de nuestro sistema solar en el sentido en el que lo conocemos.43

Historia de las hipótesis sobre la formación del sistema solar

Durante los últimos años del siglo XIX la hipótesis nebular de Kant-Laplace fue criticada por  James Clerk Maxwell, quien probó que si la materia de los planetas conocidos hubiera estado alguna vez distribuida alrededor del Sol formando un disco, las fuerzas de rotación diferencial habrían impedido la condensación de planetas individuales. Otra objeción fue que el Sol posee un momento angular menor que el requerido por el modelo de Kant-Laplace. Durante varias décadas, muchos astrónomos prefirieron la hipótesis de las colisiones cercanas, que consideraba que los planetas se habrían formado debido a la aproximación de otra estrella al Sol. Esta cercanía habría arrancado gran cantidad de materia del Sol y de la otra estrella, debido a las fuerzas de marea, que al condensarse habría formado los planetas.

La hipótesis de las colisiones cercanas también fue criticada y, en los años 1940, el modelo nebular fue mejorado hasta conseguir una amplia aceptación por parte de la comunidad científica. En la versión modificada, se asumió que la masa del protoplaneta original fuese mayor y que la variación del momento angular fuese debida a  fuerzas magnéticas. Es decir, el joven Sol transfirió algo de momento angular al disco protoplanetario y los planetesimales mediante ondas de Alvén, como se supone que ocurre en las estrellas T Tauri.

El modelo nebular refinado fue desarrollado completamente basado en observaciones de nuestro propio sistema solar, puesto que era el único conocido hasta mediados de los años 1990. Aun así, se creía ampliamente aplicable a otros sistemas planetarios, por lo que los científicos estaban ansiosos de probar el modelo nebular encontrando discos protoplanetarios o incluso planetas alrededor de otras estrellas: planetas extrasolares.

En la actualidad se han observado nebulosas estelares y discos protoplanetarios en la Nebulosa de Orión y en otras regiones con estrellas en formación empleando el telescopio espacial Hubble. Algunas de estas áreas tienen hasta 1000 UA de diámetro.

En noviembre de 2006, el descubrimiento de más de 200 exoplanetas44 hizo que el modelo nebular dejara de ser coherente con los datos experimentales. Por tanto, debe ser revisado para tener en cuenta estos sistemas planetarios, o un nuevo modelo debe ser propuesto. No existe un consenso sobre cómo explicar los "Júpiter calientes" observados, pero la idea mayoritaria es la de migración planetaria. Esta idea consiste en que los planetas deben de ser capaces de migrar de sus órbitas iniciales a estrellas más cercanas por alguno de los diversos procesos físicos posibles, como la fricción orbital cuando el disco protoplanetario todavía está repleto de hidrógeno y helio.

En los últimos años se ha desarrollado un nuevo modelo de formación de sistemas solares: la Teoría de la Captura. Esta teoría sostiene que la gravedad de un objeto errante podría extraer materia del sol, que luego se condensaría y enfriaría formando los planetas. Este modelo explica características del sistema solar no explicadas por el modelo nebular. Sin embargo, la Teoría de la Captura ha sido criticada por el hecho de que supone una edad diferente para el sol y para los planetas cuando existen pruebas de que el Sol y el resto del sistema solar fue formado aproximadamente en la misma época, lo que modelos más aceptados sí que consiguen explicar.

¿Qué edad tiene la Tierra?TAMBIÉN TE PUEDE INTERESAR: La Tierra vista desde el espacio 2011

 

Hasta ahora se pensaba que la edad de nuestro planeta era de 4.530 millones de años, pero astrónomos alemanes, suizos y británicos acaban de calcular que, en realidad, tiene entre 4.400 millones y 4.510 millones de años. Es decir, es entre 20 y 90 millones de años más joven de lo que se creía.

Los resultados del estudio, realizado por científicos de las universidades de Munster, Cambridge y de la Técnica de Zúrich, se basan en el análisis del impacto de los choques de otros cuerpos con la Tierra.

 

"Lo más importante es que esa edad concuerda con la de la Luna", explica Klenie Thorsten, profesor del Instituto de Planetología la ciudad alemana de Munster, que ha publicado sus conclusiones en Nature Geoscience.

 

Según el experto, los cálculos que se habían realizado sobre la edad de nuestro planeta no tuvieron en cuenta que la corteza terrestre tiene marcas de los cuerpos de los que se formó.

 

Historia del hombre primitivoSegún explicaciones científicas, nuestro sistema solar se formó hace unos 4.600 millones de años. En la Tierra, uno de sus planetas, la vida surgió 1.500 millones de años después; o sea, hace más de 3.000  millones de años.

Contrastada con esas enormes cifras, la aparición del hombre es relativamente reciente, ya que data de apenas unos tres millones o cuatro millones de años. Entre tantos miles de millones de años, podríamos decir que el hombre es una especie nueva en el planeta, siendo, hasta hoy, el último eslabón de una cadena viviente iniciada hace más de 3.000 millones de años.

La aparición del hombre sobre la Tierra es el primer paso para el nacimiento del pensamiento y un avance decisivo hacia la reflexión.  Por primera vez en la historia de la vida, un ser, no sólo conocerá, sino que se conocerá.

Los hielos del último avance glacial comenzaron a retroceder y los períodos de frío fueron reemplazados por intensas lluvias que hicieron subir el nivel del mar. Poco a poco, el paisaje y el clima del planeta comenzaron a tomar lentamente una nueva fisonomía. Todas estas transformaciones climáticas determinaron una gran variación en la flora y la fauna terrestres.

Huesos humanos y objetos fabricados encontrados en capas profundas de terreno cubiertas por otras que jamás habían sido removidas desde su formación, han permitido a la geología —ciencia que estudia la corteza terrestre— establecer que el hombre existe, más concretamente, sobre la Tierra, desde el principio de la época cuaternaria y tal vez desde fines o mediados de la época terciaria (Ver, Épocas geológicas de la Tierra ).

¿Cuándo, dónde y cómo se franquea el umbral de la hominización? A pesar de los sensacionales descubrimientos hechos, la Paleontología aún no ha dado una respuesta definitiva.  De lo que nadie duda es que desde el punto de vista orgánico el fenómeno se reduce al perfeccionamiento del cerebro. (Ver, Origen del hombre).

Si la estructura anatómica del hombre es resultado de una larga evolución, el despertar de su inteligencia ha sido, por el contrario, bastante brusco. Todo hace suponer que el umbral que daría paso al pensamiento fue franqueado de una sola vez.  Y, a partir de este momento, la vida de la especie humana quedó trazada. Lo estaba, no sólo por el dinamismo del poder de la reflexión, sino también porque, contrariamente a los animales vinculados al medio ambiente, el hombre no puede sobrevivir si no transforma cuanto le rodea y lo adapta a su medida.

Los restos que se han encontrado en las capas de terreno o en el suelo de antiguas cavernas son, en su mayor parte, armas sencillas de piedra o de metal, utensilios de alfarería; esto es, ollas y vasos de greda, y otros objetos semejantes. El estudio comparativo de ellos ha permitido establecer una gradación de los progresos alcanzados por el hombre en esas oscuras épocas de su desarrollo.

La familia de los hombres comenzó a formarse probablemente cuando un grupo de primates superiores comenzó a bajar de los árboles al suelo. A partir de ahí resulta bastante fácil, con un ligero esfuerzo de imaginación, llegar a concebir lo que sería la vida de los primeros seres humanos sobre la Tierra.

¿hombres mono o monos hombre?

La selva había comenzado a reducirse y debían buscar alimento en el suelo, a campo abierto, para sobrevivir. Esos primeros alimentos para cumplir el más elemental instinto de conservación fueron hierbas, frutos silvestres y raíces.

Al comienzo, tal vez, caminaron apoyándose sobre los nudillos de sus manos, pero poco a poco se irguieron y así sus manos empezaron a quedar libres, pudiendo empuñar piedras y palos para matar pequeños animales o para defenderse de los grandes, para despedazar la carroña, para partir los huesos o comer la médula, para sacar a los animales de sus escondrijos, para abrir los frutos de cáscara dura.

Durante su primera época en la Tierra, el hombre, al igual que los demás animales, debió enfrentarse a los caprichos de la naturaleza, pero, al dominar las fuerzas de ella, se fue convirtiendo en soberano indiscutible de su ambiente. El hombre se propagó por toda la superficie del planeta, conquistando las sierras y las llanuras, los desiertos y las selvas.

La primera vivienda, mejor se diría el primer refugio, debió ser un árbol bajo el cual se cobijara el hombre, o bien entre sus ramas, ante el temor de que su sueño fuera turbado por alguna fiera.

Más tarde, pernoctó al abrigo de las peñas o en cuevas más o menos profundas. La primera arma fue acaso una rama desgajada de un árbol. Luego, al necesitar el hombre de su prójimo, de su semejante, de quien, quiérase o no, era su “otro yo”, trató de comunicarse, de hablar, más que por signos, por onomatopeyas.

Por último, tal vez al ver flotar sobre las aguas o rodar los troncos de los árboles por los declives montañosos, surgieron en la mente virgen de los primeros seres humanos las primitivas y rudimentarias nociones del transporte y de la locomoción, que culminaron muchísimos siglos más tarde en la invención de la rueda, uno de los descubrimientos más sensacionales de todos los tiempos.

El uso de herramientas estimuló el desarrollo del cerebro, y el desarrollo de éste reforzó a su vez todo lo demás; le permitió al hombre una mayor coordinación de sus movimientos al caminar erguido; también le hizo darse cuenta del valor de las armas y herramientas, comenzando a guardarlas una vez usadas, por si le servían para futuras ocasiones; luego comenzó incluso a fabricarlas e inició a sus hijos en la fabricación y su uso. Así empezó la cultura ya que a pesar de que los creadores fueron muy primitivos, eran ya hombres. Comienza por tallar la piedra y hacer fuego.

La conquista del fuego es una de las más notables victorias humanas sobre la Naturaleza circundante. Fue adorado como un dios y forma parte integrante de todas las mitologías.

En la época de las tribus nómadas, cuando la humanidad se hallaba en estado de perpetua inestabilidad familiar y social, el fuego era un centro de reunión y concentración humana: un verdadero tesoro conservado con el mayor de los cuidados.

Cada familia se reunía en tomo a una hoguera durante las largas noches invernales. Como los medios para proporcionarse fuego eran limitadísimos, se hacía necesario e imprescindible mantener siempre encendidas, tanto de día como de noche, algunas brasas de leña y renovarlas constantemente. El fuego se comunicaba así con cierta solemnidad de unos a otros hogares. Cuando la familia, la horda, se ponían en marcha, cada uno de los clanes llevaba “SU fuego”, aquellas brasas preciosas, a menudo rodeadas y protegidas por centinelas, ya que podían ser robadas o apagarse de un momento a otro.  Y cuando a una tribu se le apagaba la lumbre, la miseria, las enfermedades acababan con ella muy en breve.

El hombre se había percatado del temor instintivo de las fieras a las hogueras; observó también que el fuego contribuía a la mejora de su alimentación y al perfeccionamiento de su industria; no tardó en darse cuenta de su inmenso poder destructivo. Su primera obtención debió ser laboriosa, muy fatigosa y erizada de dificultades.

El bello mito griego de Prometeo hubo de tener un precedente no menos heroico en aquellos pobres y tenaces seres primitivos que pasaban largas horas frotando pedazos de madera seca y, ciertamente, el nombre de premaetha significa frotación de leños, uno contra otro.  Resulta curiosa esta semejanza del vocablo con el nombre del héroe heleno que sustrajo el fuego de las divinidades para entregarlo a los hombres y que, como todos los bienhechores del género humano, padeció terribles sufrimientos.

Las pruebas más antiguas de estas primeras manifestaciones de la especie humana datan de comienzos del período pleistoceno, hace aproximadamente unos setecientos mil años .

En su lucha por la vida, el hombre había ya logrado ventajas sobre los otros animales, ya que había aprendido a usar el fuego, a utilizar los diferentes utensilios y a abrigarse con piedras que le procuraban calor, sin embargo, gracias a su inteligencia cada vez más desarrollada, el hombre aprendió, poco a poco, a aprovechar de modo más racional la naturaleza.

¿Homínido? 

Empezó a cultivar  plantas y a criar ganado, con lo que le cambió totalmente la vida. Se hizo sedentario, construyendo albergues para él y para sus animales. Las nuevas construcciones se reunieron formando aldeas. El hombre empezaba una nueva época, la agraria. De esta forma, surgieron las ciudades, que eran centro de comercio, artesanía y administración.

La flexibilidad de la inteligencia humana obliga a reaccionar ante cada presión exterior, obedeciéndola u oponiéndose a ella. Así, en las culturas primitivas, la fuerza de la Naturaleza ejerce una influencia poco menos que decisiva. Y gracias a esa adaptación a las fuerzas naturales, el hombre llega a un mayor y mejor conocimiento de las mismas y a la adopción, lenta pero constante, de formas de vida más progresivas.

Este hombre, que pensaba y podía mejorar su entorno, fue el llamado “homo sapiens”  (hombre pensante o que sabe), y que ha continuado su desarrollo hasta nuestros días, cuando nosotros, tú y yo, somos representantes de este Homo Sapiens.

En la historia del hombre, desde su aparición al final de la última glaciación, se pueden distinguir tres grandes etapas según la actividad que desarrolla. Durante la primera, desde la aparición del hombre hasta hace unos 10.000 años atrás, éste vivía como recolector y cazador. Durante la segunda, dominó la cultura agraria (la tercera, correspondiente a estos dos últimos siglos, se ha caracterizado por el industrialismo y desarrollo técnico).

Si por un procedimiento análogo al que en ocasiones utiliza el cine científico, se redujeran a uno los millares de años transcurridos desde la aparición del hombre sobre la Tierra, el hombre prehistórico sólo ocuparía las ocho últimas horas del último día y el hombre histórico —desde el antiguo Egipto a nuestros contemporáneos— no representaría más que dos o tres minutos.

Parsec: Es el nombre de una unidad de medida astronómica correspondiente a la distancia que habría a una estrella que tuviera un paralaje de un segundo.

Un parsec equivale a 30.86 billones de kilómetros, o bien 3.26 años luz, o 206.265 unidades astronómicas. Múltiplos del parsec son el kilo pársec, equivalente a mil parsec y e mega parsec, equivalente a un millón.

Cuando la paralaje de una estrella observada desde lados opuestos de la órbita de la Tierra es de dos segundos de arco, se dice que dicha estrella está situada a un parsec de distancia respecto a la Tierra.

La palabra parsec es una contracción de paralaje y segundo."Un año-luz es la distancia que recorre la luz en un año. Más específicamente, la distancia que recorrería un fotón en el vacío a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional o campo magnético, en un año Juliano (365,25 días de 86 400 s). Equivale aproximadamente a 9,46·10^15 m (poco menos de diez trillones de km), ya que la velocidad de la luz en el vacío es de 299 792 458 m/s." 

Energía liberada por llamaradas solares.Un megatón, en el Sistema Internacional de Unidades (SI), es el equivalente de 1 × 106 toneladas: 1 000 kilotones, o, en términos de potencia, 1 000 000 de toneladas de trinitrotolueno (TNT). Se simboliza Mt.

De acuerdo con el SI, la manera correcta de referirse a esa cantidad de masa es 1 Tg (un teragramo).

Se considera que la energía liberada por la explosión de un gramo de TNT es de 4,184 ×103 julios (J). Por tanto, un megatón de TNT equivale a 4,184 ×1015 J.

Sus múltiplos, submúltiplos y nomenclatura proceden también de la tonelada. Otras unidades derivadas de la tonelada son los kilotones o kilotoneladas (kt: 103t), y los gigatones o gigatoneladas (Gt: 109 t):

Gramos de TNT Símbolo Toneladas de TNT Símbolo Energía

gramo de TNT g microtonelada de TNT μt 4,184×103 J1

kilogramo de TNT kg militonelada of TNT mt 4,184×106 J

megagramo de TNT Mg tonelada de TNT t 4,184×109 J

gigagramo de TNT Gg kilotón de TNT kt 4,184×1012 J

teragramo de TNT Tg megatón de TNT Mt 4,184×1015 J2

petagramo de TNT Pg gigatón de TNT Gt 4,184×1018 J

Su uso más extendido es para referirse al poder de grandes explosiones (como las que ocurren por las bombas atómicas), comparándolas con su equivalente en toneladas de TNT.

Inicialmente el poder de las bombas atómicas, como las que destruyeron las ciudades de Hiroshima y Nagasaki, era limitado a alrededor de 15 ó 20 kilotones. Después de la introducción de las bombas de hidrógeno se incrementó la potencia a más de un megatón. La bomba del Zar, probada por la soviética, detonada el 30 de octubre de 1961, era una bomba termonuclear con poder de 50 megatones, la más grande que ha existido.

Hoy, armas nucleares tan grandes se consideran ineficientes. En lugar de eso, varias bombas de racimo, cuyo poder está alrededor de 1,5 megatones, se cargan en un misil balístico intercontinental. Teóricamente es posible construir una bomba de más de 1 000 megatones; es decir, un gigatón, pero no se ha realizado.

¿Por qué hay llamaradas y manchas solares?

Hace unos días publicaba El Mundo una noticia sobre un inmenso agujero visible en el Sol, tras una enorme explosión solar. Se decía allí que el Sol es una ''tormenta de fuego''. En realidad, el Sol no tiene nada de fuego, pero radia energía con una considerable intensidad.  El Sol es una a modo de esfera (irregular y de superficie caótica) formada por un gas de electrones y otro de protones, los dos componentes del átomo de hidrógeno, que sin embargo están separados en nuestra estrella.Como hay muchos protones, la fuerza de la gravedad es muy grande en el centro del astro, y fuerza a algunos protones a unirse entre sí. Primero tienen que unirse dos protones, el núcleo del deuterio, y tres protones, el núcleo del tritio, y luego esos dos y tres protones se unen entre sí, para formar átomos de Helio formados por 2 protones y dos neutrones. Al liberar los enlaces del protón restante se genera una energía gigantesca, la de una bomba de fusión.Estas bombas estallan en el núcleo del Sol, desde el centro hasta un tercio de su radio, de manera descontrolada. La densidad de la potencia producida es de unos 275 watios por metro cúbico. Si una habitación normal tiene

unos 36 metros cúbicos, en el volumen solar equivalente a una habitación se generan unos 10 kilowatios,  un décimo de la potencia de un coche mediano.La potencia no es muy alta, como vemos, pero el Sol tiene muchísimos metros cúbicos, de manera, que la potencia total generada es de unos noventa mil millones de megatones por segundo.Toda esa potencia, convertida en energía al ser multiplicada por el tiempo, calienta a los protones de la zona de radiación, que se extiende desde el núcleo a una distancia de 0.7 veces el radio del Sol. La temperatura baja  de unos 7 millones a unos 2 millones de grados.   Luego hay una zona de convección, en la cual los gases del sol se mueven como los de la Tierra, ascendiendo hacia la superficie donde se enfrían y luego bajado de nuevo a calentarse.

La superficie solar está bastante fría con respecto a su interior, pero aun así su temperatura es de unos 5.700 grados centígrados, que es la temperatura que genera la luz visible que llega a los planetas.Por encima de esta ''superficie'' hay una atmósfera solar en la cual la temperatura aumenta hasta unos 20.000 grados, y luego esa atmósfera va desvaneciéndose.

El tiempo característico de transporte de energía dentro del Sol, desde el núcleo, donde se genera, hasta que sale, se estima en 30 millones de años.A las temperaturas del Sol, en cualquiera de sus zonas, los gases están cargados, es decir, hay electrones negativos y protones e iones de carga positiva.  A esas temperaturas la energía de esos gases es cinética: se mueve, y se mueve muy deprisa.

Las cargas en movimiento son corrientes eléctricas, y dado el carácter de la energía dentro del Sol, en movimiento irregular, con giros y otras aceleraciones.  Sabemos que las corrientes eléctricas generan campos magnéticos y las corrientes aceleradas campos magnéticos variables.  Así funcionan las dínamos y los alternadores que producen la corriente eléctrica que mueve las lavadoras y que enciende las bombillas.Las corrientes eléctricas en el Sol generan campos magnéticos, y estos campos magnéticos evolucionan de manera caótica y casi aleatoria.  Se producen, como en todos los fluidos, cargados o no, vórtices como los tornados de las llanuras americanas, huracanes como los del Caribe, y giros como la corriente del Golfo y el Kuro-Shio.

El campo magnético del Sol es de unos 2 Gauss: El de un imán de los que ponemos en las neveras es de unos 50 Gauss. En las concentraciones de corriente eléctrica que denominamos 'manchas solares' el campo magnético es de unos 1500 Gauss: es el campo magnético de un altavoz.Como vemos, las magnitudes solares son más bien minúsculas, cuando las medimos por unidad de volumen. Son enormes sencillamente porque hay mucho Sol.  Es lo mismo con los seres humanos: La fuerza de cada uno de nosotros es de unos 700 Newton. Pero multiplicada por siete mil millones de seres humanos, la fuerza sería de unos cinco billones de Newton.

La mancha solar de la que hablaba la noticia de El Mundo es una perturbación magnética de intensidad media. Recordemos: Es como un tornado en la superficie del sol. Una vez desaparecida, la zona donde estaba no deja pasar radiación, luz, y aparece como una zona negra, dando idea de ser un 'agujero'.

El concepto de 'un' agujero no se sostiene, pues de hecho el Sol es una bola de gas muy tenue, es decir, todo él es un 'agujero': en la Tierra, un agujero es una zona llena de aire en una superficie sólida, lo que no existe en el Sol.

La mancha solar fue una de las muchas que constantemente aparecen en la superficie solar.  Su número aumenta y disminuye según un ciclo de 11 años, pero el ciclo es irregular en su amplitud, en el número de manchas solares en los máximos.En la época del Rey Sol de Francia, de nuestro Carlos II 'el Hechizado', el número de manchas solares disminuyó de manera notable, habiéndose denominado aquel periodo el Mínimo de Maunder. 

Al disminuir las manchas solares, disminuye algo la cantidad de radiación que el Sol lanza al espacio, y por lo tanto la que recibe la Tierra: en aquella época se helaron los ríos de Europa, las laderas de las montañas se hicieron lo suficientemente frías, de manera que,  en ellas, no granaba el cereal, y se produjeron hambrunas en la población marginal que las cultivaba, que intentó rebelarse y robar las

cosechas de las zonas más calientes donde si granaba el trigo, o la cebada.Ocurre muchas veces, y ha ocurrido en 2007, que la población humana ocupa nichos marginales en las épocas de bonanza, y es esta población la que sufre cuando esas épocas dan paso, en la evolución no lineal con realimentación positiva que es la economía, a etapas de carestía.

La teoría tradicional económica es lineal, hasta el punto que sólo utiliza sistemas lineales de ecuaciones, muy grandes, pero lineales. Estamos aún, en 2016, como en 1870, sin aceptar la naturaleza de tipo diente de sierra del funcionamiento económico.Necesitamos, no un 'cambio de paradigma' sino, sencillamente, introducir en los libros de texto de las  carreras de Económicas las ecuaciones correctas, ecuaciones no lineales con realimentaciones positivas y negativas, como hemos hecho en algunas partes de la Física, por ejemplo, en la Mecánica de Fluidos y  en la Teoría del Plasma hace ya bastante tiempo.Las manchas solares nos dan pistas sobre cómo debemos estudiar el funcionamiento de la sociedad. La Naturaleza, la Física (pues Física significa Naturaleza) no se puede dividir, a la manera actual, en compartimentos estancos. Todas las disciplinas están entrelazadas, y cada una de ellas ayuda a comprender las demás, y es ayudada por ellas en su esfuerzo de conocer el mundo.

La separación en especialidades estancas es uno de los errores que ha cometido la sociedad en su evolución.  Es evidente que necesitamos personas que sepan mucho de algunas cosas, pero esas personas tienen que saber también bastante de otras, pues las necesitan para la suya. Es un esquema esclavista, pues si una persona sólo sabe de los ''suyo'' está condenada a trabajar en un único segmento de la producción o los servicios, adquiriendo un miedo pánico a que ese segmento llegue a desaparecer. Y los segmentos desaparecen, sin duda alguna: Recuerden las profesiones de sus abuelos, y vean cuantas de ellas siguen funcionando.Seamos seres racionales. Aprendamos mucho de algo, y algo de todo.

El Sol, sus llamaradas y manchas solares parecen ser las verdaderas causantes del cambio climático pues las mayores sequias y los años más calurosos en nuestro planeta siempre aparecen en esos años de mayor actividad solar. Pero claro, en caso de demostrarse, el alto nivel de vida del que disfrutan todos esos alarmistas que viven de las subvenciones de los gobiernos y de la gente honrada se vendría abajo porque muy poco podemos hacer ante los cambios de la actividad solar.

¿Cómo? ¿El señor Elvira afirmando (reconociendo) que el sol influye en el clima terrestre? ¿Habrá abierto los ojos y dejado de ser un afirmacioncita climático? ¡NOOOOO! Para eso haría falta ser científico y humilde. Lo primero, para reconocer los datos objetivos; lo segundo, para reconocer que estaba equivocado (¿o quizás, como suele pasar con los afirmacioncitas, no es que estuviera "equivocado" sino convenientemente "subvencionado"? El "paradigma" del "cambio climático antropogénico" durará tanto como duren las subvenciones. Esta época paracientífica será recordada con vergüenza por la historia y como modelo que lo que NO debe hacerse.

"La teoría tradicional económica es lineal, hasta el punto que sólo utiliza sistemas lineales de ecuaciones" Es difícil explicar hasta qué punto esta afirmación es absurda. Las CURVAS tradicionales de oferta y demanda, que se estudian en las primeras semanas del primer curso de económicas están definidas por ecuaciones cuadráticas. Pero quizá lo peor es que esta afirmación sin sentido viene en la parte de la moralina del escrito. Una parte totalmente prescindible, que no tiene nada que ver con las llamaradas solares y en una materia donde al autor no se le pide ni se le presupone ningún conocimiento.

Si no recuerdo mal de mis lejanos tiempos en la Facultad de Químicas, dos protones no es el núcleo del deuterio ni tres protones es el núcleo del tritio. Deuterio y tritio son isótopos del Hidrógeno, por tanto, tienen un protón y dos o tres neutrones, respectivamente. El número de protones define la naturaleza de un elemento, por lo que dos protones forman Helio y tres Litio.

Como siempre en los artículos del Sr RdE hay perlas memorables. Hoy tenemos ésta: "Como hay muchos protones, la fuerza de la gravedad es muy grande en el centro del astro, y fuerza a algunos protones a unirse entre sí." O sea que es la fuerza de la gravedad la que hace que dos protones fusionen. Esto es nuevo... pero es totalmente falso. La densidad en el centro del Sol es de 150gramos/cm3 (o 150 veces la densidad del agua o 7 veces más denso que el metal más denso que se conoce, el iridio), y hace que dos protones estén 2 veces más cerca que en un sólido que se encuentre en la Tierra. Sin embargo vista la masa del protón, 1.7 10^(-24) gramos, la fuerza de atracción entre dos protones es muchísimos ordenes de magnitud insuficiente para hacer que dos protones fusionen. Es la energía contenida en las reacciones termonucleares del sol la que hace que dos protones fusionen liberando de esta manera mucha más energía. Y siguiendo con el texto y las manchas solares, alguien se ha preguntado ¿por qué las manchas son negras? ¿A que es debido? Vamos a la parte que me interesa, la relación entre el número de manchas solares y la temperatura del planeta.

Efectivamente cuantas más manchas solares más radiación en forma de fotones llega a la Tierra. La correlación es perfecta pero la variación de la potencia luminosa que llega a la Tierra es de apenas 1W/m2, o sea menos del 0.1% que es básicamente despreciable a todos los efectos para explicar el aumento de la temperatura. Sin embargo el efecto del sol es más complejo que esta variación de la intensidad lumínica. La variación del número de manchas solares esta también relacionado con tormentas magnéticas, aparición de vientos solares (chorros de partículas muy energéticas) y de fenómenos tremendamente complejos de ionización de la atmósfera, alteración del campo magnético terrestre, etc. Contrariamente a la opinión del Sr RdE no creo que este estudio "nos den pistas sobre cómo debemos estudiar el funcionamiento de la sociedad."

Masa y diámetro del sol.

Bueno, yendo directamente al grano: el diámetro del Sol es de 1.392.000 km y muchos redondean la cifra a 1400 millones de km, una distancia abrumadora en comparación con los restantes planetas del sistema solar. Esta medida supera con comodidad el diámetro del gran Júpiter (142.984 km), el planeta más grande de todo el sistema, así como, obviamente, el de la Tierra (12.756.8 km). Sin embargo, es ridícula ante los diámetros de otras estrellas colosales que abundan perdidas en el Universo.

Por ejemplo, compararla con Antares o Betelgeuse es un absurdo (ni hablar de las Cephei), pues simplemente superan los límites de nuestra imaginación, jamás podríamos imaginar algo tan, pero tan inmenso, enorme y supremo. Sin embargo, en la red hay ciertas producciones audiovisuales que pueden echarnos una mano en el asunto y por ello, a continuación te dejo un vídeo muy bueno.

Se trata de uno de esos vídeos comparativos en los que, muy vagamente, puedes al menos hacerte una idea de cuán grande es el Sol y como hay cosas que aún son mucho más grandes. De veras, no te lo pierdas:

Datos útiles y otras curiosidades sobre el SolBien, ahora pasemos a ver algunos otros datos útiles y curiosidades

interesantes sobre el Sol, como por ejemplo su masa, la intensidad de su fuerza de gravedad y circunferencia. El Sol es el objeto más grande que existe en el sistema solar y también el más pesado. Esta estrella tiene una masa de 1.98892 x 1030 kg, para hacértelo más gráfico, la masa del Sol es de 1,988,920,000,000,000,000,000,000,000,000 kilogramos, 330.000 veces mayor que la de la Tierra y 3498 veces mayor que la de Saturno.

Gravedad en la superficie del sol. El valor de la gravedad en la superficie de un cuerpo es proporcional a su masa dividida por el cuadrado de su

radio, tal como vimos al enunciar las leyes de Newton. En la superficie del Sol entonces, la gravedad es unas 28 veces mayor que sobre la Tierra y un objeto que pesara aquí 10 kg en el Sol pesaría unos 279 kg. Este valor tiene interés para determinar la velocidad. 

La gravedad del Sol es enorme, porque cuenta que tiene que atraer hacia sí todos los planetas para que graviten a su alrededor.

La gravedad en la superficie es de 274 ms2 (27,9 g) 

El espectro electromagnéticoLas ecuaciones de Maxwell

En el capítulo Electromagnetismo hemos estudiado la interacción electromagnética que está asociada con una propiedad característica de las partículas denominada carga eléctrica.

La interacción electromagnética se describe en términos de dos campos: el campo eléctrico E, y el campo magnético B, que ejercen una fuerza   sobre una partícula cargada con carga q que se mueve con velocidad v.

F=q(E+v×B)

Los campos E y B vienen determinados por la distribución de las cargas y por sus movimientos (corrientes). La teoría del campo electromagnético se puede condensar en cuatro leyes denominadas ecuaciones de Maxwell que se pueden escribir de forma integral de la siguiente forma

1. Ley de Gauss  para el campo eléctrico∮E⋅dS=qε0∮E·dS=qε0

2. Ley de Gauss para el campo magnético∮B⋅dS=0∮B·dS=0

3. Ley de Faraday-Henry ∮E⋅dl=−ddt∮B⋅dS∮E·dl=−ddt∮B·dS

4. Ley de Ampère -Maxwell∮B⋅dl=μ0i+ε0μ0ddt∮E⋅dS∮B·dl=μ0i+ε0μ0ddt∮E·dS

Maxwell a partir de un análisis cuidadoso de las ecuaciones del campo electromagnético llegó a predecir la existencia de las ondas electromagnéticas. Fue Heinrich Hertz quién realizó las primeras experiencias con ondas electromagnéticas.

No es muy complicado obtener las ecuaciones de las ondas electromagnéticas a partir de la expresión en forma diferencial de las ecuaciones de Maxwell. Omitiremos esta deducción y señalaremos únicamente sus características esenciales.

1. Las ondas electromagnéticas están formadas por un campo eléctrico y un campo magnético perpendiculares entre sí y a la dirección de propagación. La dirección de propagación está dada por el vector E×B.

2. Las ondas electromagnéticas se propagan en el vacío con una velocidad c.

c=1ε0μ0−−−−√≈3⋅108 m/sc=1ε0μ0≈3·108 m/s

3. Para una onda electromagnética armónica las amplitudes de los campos eléctrico E0 y magnético B0 están relacionados, B0=E0/c.

4. Las ondas electromagnéticas transportan energía y momento lineal.

La energía electromagnética que atraviesa una sección S en la unidad de tiempo es

∫Sc2ε0(E×B)⋅dS∫Sc2ε0(E×B)⋅dS

El momento lineal p por unidad de volumen de una onda electromagnética es el cociente entre la densidad de energía electromagnética y la velocidad c.

 p=ε0(E×B)

El espectro electromagnético

Las ondas electromagnéticas cubren una amplia gama de frecuencias o de longitudes de ondas y pueden clasificarse según su principal fuente de producción. La clasificación no tiene límites precisos.

Región del espectro

Intervalo de frecuencias (Hz)

Radio-microondas 0-3.0·1012

Infrarrojo 3.0·1012-4.6·1014

Luz visible 4.6·1014-7.5·1014

Ultravioleta 7.5·1014-6.0·1016

Rayos X 6.0·1016-1.0·1020

Radiación gamma 1.0·1020-….

 

En la figura, se muestra las distintas regiones del espectro en escala logarítmica. En esta escala las ondas de radio y microondas ocupan un amplio espacio. En esta escala podemos ver todas las regiones del espectro, sin embargo, el tamaño relativo de las distintas regiones está muy distorsionado.

 

En esta otra figura, se representa las distintas regiones del espectro en escala lineal. Vemos como la región correspondiente a las ondas de radio y a las microondas es muy pequeña comparada con el resto de las regiones. El final de la región ultravioleta estaría varios metros a la derecha del lector, y el final de los rayos X varios kilómetros a la derecha del lector.

Por lo tanto, no se puede dibujar la representación lineal de todo el espectro electromagnético, por que sería de un tamaño gigantesco. Pero se puede dibujar la representación lineal de una fracción del espectro electromagnético, para darnos cuenta de las dimensiones relativas reales de sus distintas regiones.

Las características de las distintas regiones del espectro son las siguientes 

Las ondas de radiofrecuencia

Sus frecuencias van de 0 a 109 Hz, se usan en los sistemas de radio y televisión y se generan mediante circuitos oscilantes.

Las ondas de radiofrecuencia y las microondas son especialmente útiles por que en esta pequeña región del espectro las señales producidas pueden penetrar las nubes, la niebla y las paredes. Estas son las frecuencias que se usan para las comunicaciones vía satélite y entre teléfonos móviles. Organizaciones internacionales y los gobiernos elaboran normas para decidir que intervalos de frecuencias se usan para distintas actividades: entretenimiento, servicios públicos, defensa, etc.

En la figura, se representa la región de radiofrecuencia en dos escalas: logarítmica y lineal. La región denominada AM comprende el intervalo de 530 kHz a 1600 kHz, y la región denominada FM de 88 MHz a 108 MHz. La región FM permite a las emisoras proporcionar una excelente calidad de sonido debido a la naturaleza de la modulación en frecuencia.

 

Las microondas

se usan en el radar y otros sistemas de comunicación, así como en el análisis de detalles muy finos de la estructura atómica y molecular. Se generan mediante dispositivos electrónicos.

La radiación infrarroja

Se subdivide en tres regiones, infrarrojo lejano, medio y cercano. Los cuerpos calientes producen radiación infrarroja y tienen muchas aplicaciones en la industria, medicina, astronomía, etc.

La luz visible

Es una región muy estrecha pero la más importante, ya que nuestra retina es sensible a las radiaciones de estas frecuencias. La luz visible es una región del espectro electromagnético comprendida entre 780 a 390 nm. Las diferentes sensaciones que la luz produce en el ojo, se denominan colores, dependen de la frecuencia (o de la longitud de onda electromagnética) y corresponden a los siguientes intervalos para una persona promedio:

Región Frecuencia (1012 Hz) Longitud de onda en 10-9 m

Rojo 384-482 780-622Naranja 482-503 622-597Amarillo 503-520 597-577Verde 520-610 577-492Azul 610-659 492-455Violeta 659-769 455-390

Esta es la imagen generada mediante un programa Java que convierte longitudes de onda en color RGB, se describe en la página siguiente.

En esta figura, se comparan las radiaciones monocromáticas correspondientes a seis longitudes de onda. La longitud de onda que se señala a la derecha corresponde a la mitad del color correspondiente. Por ejemplo, la región roja está comprendida en el intervalo (780-622) nm. La longitud de onda de la radiación monocromática representada en la figura es (780+622)/2=701 nm.

En las tablas que vienen a continuación se proporcionan los espectros de emisión de metales y gases. La longitud de onda se da en angstrom (10-10 m). Los números en negrita indican las líneas de mayor brillo. La mayor parte de las líneas se encuentran dentro del espectro visible.

Aluminio(arco)

Cobre(arco en el vacío)

Mercurio(lámpara de arco)

Sodio(en llama)

Cadmio(arco)

Cinc(arco en el vacío)

3083

3093

3944

3962

4663

5057

5696

5723

3248

3274

4023

4063

5105

5153

5218

5700

5782

3126

3131

3650

4047

4358

4916

4960

5461

5770

5791

6152

6232

5890

5896

3261

3404

3466

3611

3982

4413

4678

4800

5086

5338

5379

6438

3036

3072

3345

4680

4722

4811

4912

4925

6103

6332

 

Argón Helio Hidrógeno Neón Nitrógeno

3949

4044

4159

4164

4182

4190

4191

4198

4201

4251

4259

4266

4272

4300

4334

4335

3889

4026

4221

5016

5876

6678

7065

4102

4340

4341

4861

6563

4538

4576

4704

4709

4715

4789

5331

5341

5358

5401

5853

5882

5965

6143

6266

6383

6402

6506

7174

7245

5754

5803

5853

5904

5957

6012

6068

6251

6321

6393

6467

6543

6622

6703

6787

Se selecciona el metal o gas en el control de selección titulado Espectro de emisión.

Se muestran las líneas de emisión del metal o gas seleccionado que se encuentran dentro del espectro visible (380-780) nm. La longitud de onda se muestra en nm (10-9 m)

Radiación ultravioleta

Los átomos y moléculas sometidos a descargas eléctricas producen este tipo de radiación. No debemos de olvidar que la radiación ultravioleta es la componente principal de la radiación solar.

La energía de los fotones de la radiación ultravioleta es del orden de la energía de activación de muchas reacciones químicas lo que explica muchos de sus efectos.

El oxígeno se disocia en la ozonosfera por la acción de la radiación ultravioleta. Una molécula de oxígeno absorbe radiación de longitudes de onda en el intervalo entre 1600 Å y 2400 Å  (o fotones de energía comprendida entre 7.8 eV y 5.2 eV) y se disocia en dos átomos de oxígeno.

O2+fotón→O+O

El oxígeno atómico producido se combina con el oxígeno molecular para formar ozono, O 3, que a su vez se disocia fotoquímicamente por absorción de la radiación ultravioleta de longitud de onda comprendida entre 2400 Å y 3600 Å (o fotones de energía entre 5.2 eV y 3.4 eV).

O3+fotón→O+O2

Estas dos reacciones absorben prácticamente toda radiación ultravioleta que viene del Sol por lo que solamente llega una pequeña fracción a la superficie de la Tierra. Si desapareciese de la capa de ozono, la radiación ultravioleta destruiría muchos organismos a causa de las reacciones fotoquímicas.

La radiación ultravioleta y rayos X producidos por el Sol interactúa con los átomos y moléculas presentes en la alta atmósfera produciendo gran cantidad de iones y electrones libres (alrededor de 1011 por m3). La región de la atmósfera situada a unos 80 km de altura se denomina por este motivo ionosfera.

Algunas de las reacciones que ocurren más frecuentemente son:

NO+fotón→NO++e                (5.3 eV)

N2+fotón→N2++e                   (7.4 eV)

O2+fotón→O2++e                   (5.1 eV)

He+fotón→He++e                   (24.6 eV)

 Entre paréntesis se indica la energía de ionización. Como resultado de esta ionización tienen lugar muchas reacciones secundarias.

Rayos X

Si se aceleran electrones y luego, se hacen chocar con una placa metálica, la radiación de frenado produce rayos X. Los rayos X se han utilizado en medicina desde el mismo momento en que los descubrió Röntgen debido a que los huesos absorben mucho más radiación que los tejidos blandos. Debido a la gran energía de los fotones de los rayos X son muy peligrosos para los organismos vivos.

Rayos gamma

se producen en los procesos nucleares, por ejemplo, cuando se desintegran las sustancias radioactivas. Es también un componente de la radiación cósmica y tienen especial interés en astrofísica. La enorme energía de los fotones gamma los hace especialmente útiles para destruir células cancerosas. Pero son también peligrosos para los tejidos sanos por lo que la manipulación de rayos gamma requiere de un buen blindaje de protección.

Atmósfera terrestre

La característica composición del aire permite que las longitudes azules sean más visibles que las de otros colores, lo cual da

un color azulado a la atmósfera terrestre desde el espacio. En el trasfondo se puede apreciar la luna

ligeramente distorsionada por el aire.

La atmósfera terrestre es la parte gaseosa de la Tierra, siendo por esto la capa más externa y menos densa del planeta. Está constituida por varios gases que varían en cantidad según la presión a diversas alturas. Esta mezcla de gases que forma la atmósfera recibe genéricamente el nombre de aire. El 75 % de masa atmosférica se encuentra en los primeros 11 km de altura, desde la superficie del mar. Los principales elementos que la componen son el oxígeno (21 %) y el nitrógeno (78 %).

La atmósfera y la hidrosfera constituyen el sistema de capas fluidas superficiales del planeta, cuyos movimientos dinámicos están estrechamente relacionados. Las corrientes de aire reducen drásticamente las diferencias de temperatura entre el día y la noche, distribuyendo el calor por toda la superficie del planeta. Este sistema cerrado evita que las noches sean gélidas o que los días sean extremadamente calientes.

La atmósfera protege la vida sobre la Tierra absorbiendo gran parte de la radiación solar ultravioleta en la capa de ozono. Además, actúa como escudo protector contra los meteoritos, los cuales se desintegran en polvo a causa de la fricción que sufren al hacer contacto con el aire.

Durante millones de años, la vida ha transformado una y otra vez la composición de la atmósfera. Por ejemplo; su considerable cantidad de oxígeno libre es posible gracias a las formas de vida -como son las plantas- que convierten el dióxido de carbono en oxígeno, el cual es respirable -a su vez- por las demás formas de vida, tales como los seres humanos y los animales en general.

Halo (fenómeno meteorológico)Este es un artículo sobre el fenómeno meteorológico, para otros significados de Halo ver: Halo (desambiguación)

Halo solar, imagen capturada en Punta Alta(Argentina), a la hora 11:58 del 28 de

enero de 2013. Fue visible desde gran parte de Argentina, a causa de las

particulares condiciones atmosféricas de la jornada.

Un halo,1 antelia o aro iris es un efecto óptico en forma de disco alrededor del Sol o la Luna y que presenta un anillo iridiscente en su circunferencia exterior.

Usualmente se ve en lugares fríos como Antártida, Alaska, Groenlandia, norte de Escandinavia, zonas boreales de Rusia, Canadá; aunque también puede ocurrir en otros lugares, si se dan las condiciones atmosféricas adecuadas, como por ejemplo fuera de las áreas polares, en zonas donde se estén desarrollando tormentas o haya mal tiempo, o en zonas templadas cuando el aire atmosférico posea ligeras nubes cristalizadas por el frío (casi siempre nubes del tipo cirrus). El halo está causado por partículas de hielo en suspensión en la tropósfera que refractan la luz generando un espectro de colores alrededor de la Luna o el Sol.

El anillo del halo suele ser iridiscente con el color rojo en el lado interior del anillo y el verde y el azul claro en la parte externa, también pueden parecer un arcoíris completo.

Dentro del halo el cielo parece más oscuro que fuera de él. Los halos son anillos de color blanco o de una tonalidad pálida que se forman en la atmósfera terrestre (y presumiblemente en otros planetas dotados de una atmósfera) alrededor de las imágenes luminosas del Sol o de la Luna (o de cualquier otro astro o satélite). Los mecanismos físicos que los producen son la reflexión y la refracción en los pequeños cristales de hielo que constituyen las nubes altas de tipo cirrus. El tipo más común es el generado por procesos de refracción en cristales de hielo hexagonales. En este caso el radio angular del halo es de 22°.

En la tropósfera se dan casi todos los fenómenos meteorológicos. En esta capa suceden los cambios climáticos; además, se alojan en esta zona casi todos los tipos de nube.

La tropósfera se hace cada vez más fría con la altura y en su límite superior, aproximadamente a 10 km, la temperatura es de -60° C. Esta capa contiene partículas de polvo y cristales de sal marina, elementos indispensables para la formación de las nubes.

Otros tipos de halosExisten halos de 46°, halos complejos y halos incompletos.

Los halos de 46° son iguales que los de 22°, aunque de mayor tamaño.

Los halos complejos son halos bastante extraños. Pueden citarse dos:

1. Halos con parhelio: son halos de 22°, con un parhelio en cada esquina.

2. Los halos dobles son los halos que encajan uno sobre otros, también llamados "perros solares". Por ejemplo, un halo de 21° con otro de 46°.

Halo solar en La Mesa Cundinamarca, Colombia.

Halo solarSe debe evitar mirar directamente al Sol debido a la radiación solar general y a su composición de rayos ultravioleta, que traspasan la capa de ozono y que producen daño al tejido ocular (retina, cristalino, etc.) Para ello, se puede emplear algún objeto de forma circular tapando la visión del Sol a fin de dejar a la vista únicamente el círculo de colores que lo rodea, simulando un eclipse.

Halo lunar en Graz, Austria; 23 de octubre de 2010.

Halo lunarEl anillo se forma cuando la luz de la Luna se refracta (se dobla) al pasar a través de cristales de hielo. Los halos lunares solo serán visibles si hay nubes suficientemente altas (véase frías, para que se formen los cristales de hielo) y delgadas. La forma típica hexagonal de un cristal de hielo desvía la luz de la Luna en un ángulo de 22° (el equivalente a dos puños cerrados con el brazo extendido), así que el anillo completo describe un diámetro de 44° desde nuestro punto de vista. Solamente se han visto anillos cuando la Luna está próxima a ser llena. La Luna debería ser capaz de producir un anillo en cualquiera de sus fases, pero tal vez la luz que refleja en otras posiciones es demasiado débil para que se pueda ver.